Evoluția stelară

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Calea evolutivă a diferitelor stele de-a lungul diagrama HR .

Evoluția stelară este setul de modificări pe care o stea experiențe în timpul existenței sale. În timpul vieții sale, steaua suferă o foarte variații pronunțate luminozitate , raza și temperatura exterioară și a miezului . Cu toate acestea, întrucât ciclul de viață al unei stele se extinde pe o perioadă foarte lungă de timp la scară umană (milioane sau miliarde de ani), este imposibil ca un om să urmeze întregul ciclu de viață al unei stele pas cu pas. Pentru a înțelege cum evoluează stele, observăm de obicei o populatie de stele care conține stele în diferite etape ale vieții lor, și apoi a construi un model matematic care ne permite să reproducă proprietățile observate.

Un instrument care este încă fundamental pentru astronomii de azi, de exemplu , pentru a încadra imediat starea și evoluția unei stele este diagrama Hertzsprung-Russell (numită diagrama HR pentru concizie). Diagrama arată temperatura și luminozitatea suprafeței (care variază cu raza în funcție de vârstă, masă și compoziția chimică a stelei) și ne permite să știm în ce stadiu al vieții este o stea. În funcție de masă, vârstă și compoziția chimică, procesele fizice care au loc într-o stea sunt diferite, iar aceste diferențe conduc stelele cu caracteristici diferite să urmeze căi evolutive diferite pe diagrama HR.

Unii astronomi consideră că termenul „evoluție” este inadecvat și preferă să utilizeze termenul de ciclu de viață stelar , deoarece stelele nu suferă un proces evolutiv similar cu cel al indivizilor unei specii, ci, mai degrabă, se modifică în cantitățile lor observabile, urmând faze foarte specifice. care depind strict de caracteristicile fizice ale stelei în sine.

Formare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Formarea stelelor .
Nebuloasa Vulturului , o regiune HII în constelația Șarpelui .

Nașterea stelelor a fost observată cu ajutorul unor mari la sol telescoape și mai presus de toate telescoape spatiale (mai ales Hubble și Spitzer ). Tehnicile moderne de observare a spațiului în diferite lungimi de undă ale spectrului electromagnetic , în special în ultraviolet și infraroșu , precum și contribuția importantă a radioastronomie , au făcut posibilă identificarea locurilor de formare a stelelor.

Starurile sunt formate în interiorul norilor moleculari , regiuni de „înaltă“ densitate [1] de gaz prezent în mediul interstelar , constând în principal din hidrogen, cu o cantitate de heliu de 23-28% și urme de elemente mai grele. [2] Cele mai multe stele masive ce formă în interiorul lor ilumina și ioniza ei foarte puternic, creând așa-numitele regiuni H II ; un bine cunoscut exemplu de astfel de obiecte este Nebuloasa Orion . [3]

Formarea unei stele începe atunci când un nor molecular începe să se manifeste fenomene de instabilitate gravitaționale, de multe ori declanșate de undele de șoc ale unei supernove sau coliziunea dintre două galaxii . De îndată ce o densitate a materiei este atins astfel încât să satisfacă criteriile de blugi instabilitate (care are loc atunci când interne presiunea a gazului nu este în măsură să contracareze prăbușirea gravitațională pe care un nor bogat în materie natural este supus ), regiunea începe să se prăbușească sub propria gravitație.

Impresia artistică a protostea identificat în întuneric nor LDN 1014 .

Colapsul treptată a conduce nor la formarea de dense aglomerați de praf de gaz și de întuneric , cunoscut sub numele de globulele Bok , care vin să conțină o cantitate de materie egal cu peste 50 de mase solare (M ☉). În timp ce în interiorul Globula prăbușirea gravitațională determină o creștere a densității materială, energia potențială gravitațională este convertită în energie termică , cu o creștere în consecință a temperaturii : în acest fel un protostea este format, înconjurat de un disc care are sarcina de a creștere de masă . [4] Perioada în care steaua este supusă colaps, până la declanșarea, în părțile centrale ale protostea, a fuziune reacțiile de hidrogen în heliu este variabilă. O stea masivă în rămășițe de formare în această fază pentru câteva sute de mii de ani, [5] în timp ce pentru o stea de masă medie mică durează o perioadă de aproximativ 10-15 milioane de ani. [5]

Dacă are o masă mai mică de 0,08 M ☉, protostea nu ajunge la aprinderea reacțiilor nucleare și se transformă într - o rece și nu foarte luminos brun pitic ; [6] în cazul în care are o masă de până la opt mase solare, se formează o stea secvență de pre-principal , de multe ori înconjurat de un disc protoplanetară ; în cazul în care masa este mai mare de 8 M ☉, steaua ajunge la secvența principală direct , fără a trece prin această fază. Pre-principale stele secvență se împart în două categorii: stele T Tauri (și FU Orionis ), care au o masă nu mai mult de două mase solare, iar Ae Herbig lui / Be stele , cu mase de până la opt mase solare. Cu toate acestea, aceste stele sunt caracterizate prin instabilitate puternică și variabilitate , deoarece acestea nu sunt încă într - o situație de echilibru hidrostatic . Un fenomen tipic al fazei T Tauri sunt obiectele Herbig-Haro , nebuloase de emisie caracteristice provenite din coliziunea dintre fluxurile moleculare care părăsesc polii stelari și mediul interstelar. [7]

Mecanismul de formare a stelelor masive este enigmatic. Stele din clasa B (≥9M ☉), atunci când reacțiile nucleare sunt declanșate în cadrul acestora, sunt încă în mijlocul fazei de acreție, care s - ar fi opus și încetinit de radiație produse de stele tinere; Cu toate acestea, ca și cu stele mai puțin masive, se pare că discurile asociate cu jeturi polare sunt formate , care ar permite acreția să continue. [5] În mod similar, în ceea ce privește stelele de clasa O (> 15M ☉), reacțiile au loc în timpul fazei de acreție, care continuă însă datorită formării enorme toroidale structuri foarte instabile. [5]

Secvența principală

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: secvența principală .
Soarele (aici reluat dall'Atmospheric Imaging Adunarea Solar Dynamics Observatory de la NASA ) este o stea secventa principala.

Stelele își petrec aproximativ 90% din existență într-o fază de stabilitate în timpul căreia topesc hidrogenul miezului lor în heliu la temperatură și presiune ridicate; această fază se numește secvența principală . [8]

În această fază, fiecare stea generează un vânt de încărcate particule care provoacă o scurgere continuă a materiei în spațiu (care , pentru cele mai multe stele este neglijabil). Soarele, de exemplu, pierde, în vântul solar , 10 -14 mase solare de materie pe an, [9] , dar cele mai multe stele masive pierde mult mai mult, până la 10 -7 -. 10 -5 mase solare pe an " an; această pierdere se poate reflecta substanțial asupra evoluției stelei. [10]

Durata fazei secvenței principale depinde în primul rând de cantitatea de combustibil nuclear disponibilă, apoi de viteza cu care este topit; adică din masa inițială și luminozitatea stelei. [8] Permanența Soarelui în secvența principală este estimată a fi de aproximativ 10 10 de ani. Cele mai mari stele consumă „lor de combustibil “ destul de repede și au o durată de viață mult mai scurtă (câteva zeci sau sute de milioane de ani); stelele mai mici în schimb ard hidrogenul nucleului foarte încet și au o existență mult mai lungă (zeci sau sute de miliarde de ani). [8]

În plus față de masă, un rol important în evoluția corpului ceresc este jucat de propriul metalicitate , care influențează durata secvenței principale, intensitatea câmpului magnetic [11] și vântul stelar. [12] stele mai vechi ale populației II au un metalicitate mai mic decât stele tinere ale populației I, deoarece norii moleculari din care au format o posedau mai mare cantitate de metale. [13]

Faza secvenței post-principale

Secvența principală se termină imediat ce hidrogenul conținut în miezul stelei a fost complet transformat în heliu prin fuziune nucleară; evoluția ulterioară a stelei urmează căi diferite în funcție de masa obiectului ceresc. [14]

Stele cu mase între 0,08 și 8 M ☉

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Orizontal Branch, asimptotice gigant Branch , Subgiant de stele , gigant stele , albastru gigant și roșu gigant .
Diagramă care reprezintă dimensiunile Soarelui în secvența principală și în faza roșie gigant.

Stele cu mase între 0,08 și 0,4 mase solare, cu pitici roșii , [15] se încălzesc ca hidrogenul este consumat în interiorul lor, accelerând viteza reacțiilor nucleare și pentru scurt timp devenind stele albastre ; când tot hidrogenul din straturile interioare a fost transformată în heliu , ele treptat contractului, în scădere în luminozitate și evoluează în pitice albe constând în principal din heliu. Cu toate acestea, deoarece durata secvenței principale pentru astfel de stele un a fost estimat la 80 miliarde - 1 , miliarde de ani [16] [17] [18] și curent vârsta universului . Este în jurul valorii de 13.7 la miliarde de ani de ani, [19] ea pare logic să se deducă faptul că nici un pitic roșu a avut încă timp pentru a ajunge la sfârșitul secvenței principale. [20] [21]

Stelele căror masă este cuprinsă între 0,8 și 8 mase solare printr - o fază de instabilitate remarcabilă la sfârșitul secvenței principale: miezul (miezul) suferă diferite prăbușiri gravitaționale, creșterea temperaturii sale, în timp ce straturile exterioare, în reacție , din cauza vastelor surplusul de energie pe care o primesc de la miezul de contractare, [22] acestea se dilată și se răcească, prin urmare , luând o culoare , care este tot mai mult roșiatică. [16] La un moment dat, energia degajată de colaps gravitațional permite stratul de hidrogen din imediata vecinătate a miezului pentru a atinge temperatura de aprindere a fuziunii nucleare. În acest moment, steaua, după ce trece prin faza foarte instabilă a subgiant , se transformă într - o rece , dar luminos roșu gigant cu un nucleu inert de heliu și un înveliș în care fuziunea hidrogenului continuă și rămâne în această fază pentru aproximativ un miliard ani. [14] [23] [24]

O imagine a roșu gigant AGB Mira vazut in ultravioleta de telescopul spațial Hubble ( NASA -ESA )

Dacă steaua are o masa suficienta (~ 1 M ☉), o serie complexă de contracții gravitaționale și se prăbușește cauzează o creștere bruscă a temperaturii nucleare până la peste 100 de milioane de grade Kelvin, care marchează aprinderea violentă ( detentă ) a fuziunii heliu în carbon și oxigen prin procesul de trei alfa , în timp ce în coajă imediat superior procesul de fuziune a hidrogenului rezidual în heliu continuă. [14] [24] Steaua, atingerea acestui stadiu evolutiv, atinge un nou echilibru și contracte ușor care trec din ramura giganți roșii la ramura orizontală a diagramei HR. [24]

De îndată ce heliul a fost complet epuizat în interiorul miezului, stratul adiacent, care a topit anterior hidrogenul în heliu, începe să-l topească pe acesta din urmă în carbon, în timp ce deasupra acestuia un alt strat continuă să topească o parte din hidrogenul rămas în heliu; steaua intră , astfel , ramura asimptotică a gigantilor (AGB, acronimul asimptotice gigant Branch). [25]

Straturile exterioare ale unui gigant sau o AGB stea roșie se poate extinde de mai multe sute de ori diametrul Soarelui, ajungând raze de ordinul a 10 8 kilometri De (unele unități astronomice), [25] ca și în cazul Mira (ο Ceti ) , un gigant ramură asimptotică cu raza de 5 10 8 × km (3 AU). [26]

Dacă steaua are o masă suficientă ( care nu depășește 8-9 M ☉ [24] ), în timp, este posibil să se declanșeze fuziunea unei părți a carbonului în oxigen, neon și magneziu . [16] [24] [27]

Dacă viteza reacțiilor nucleare încetinește, de compensează stea pentru acest deficit de energie prin contractarea dimensiunea sa și încălzirea suprafeței acesteia; în acest moment , steaua trece printr - o fază evolutionarily paralelă cu cea a gigantului roșu, dar caracterizat printr - un mod hotărât mai mare temperatură de suprafață , care preia numele fazei gigant albastru . [23]

Stele cu mase mai mari de 8 M ☉

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Steaua Bright gigant , Steaua stea hipergigantă , Stella supergiant , Wolf-Rayet stele , supergiant albastru , galben supergigant și supergigant roșu .

Când începe procesul de fuziune a hidrogenului în heliu capete și transformarea acesteia în carbon, la stelele masive (cu o mai mare masa de 8 M ☉) extinde atingerea stadiului supergigant roșu .

Imediat ce fuziunea heliului este epuizată, a proceselor nucleare nu se opresc însă, datorită unei serii de prăbușiri ulterioare ale nucleului și creșteri ale temperaturii și presiunii, acestea continuă cu sinteza altor elemente mai grele: oxigen , neon , siliciu și sulf .

În aceste stele, chiar înainte de sfârșitul lor, nucleosinteza mai multor elemente poate avea loc simultan într-un nucleu care pare a fi stratificat; această structură este comparată de mulți astrofizicieni cu straturile concentrice ale unei cepe . [28] În fiecare coajă de fuziune a unui alt element are loc: hidrogenul se topește în heliu îndepărtate, cel imediat inferior se topește heliu în carbon și așa mai departe, în continuă creștere temperaturi și presiuni pe măsură ce trece spre centru. Colapsul fiecărui strat este substanțial evitată prin căldură și radiația presiunii stratului de baza, în cazul în care reacțiile au un ritm mai intens. Produsul final al nucleosinteză este nichel-56 (56 Ni), rezultatul fuziunii dintre siliciu, care este finalizată în câteva zile. [20] [29] [30]

Diagrama „straturilor de ceapă” ale unei stele masive în etapele ulterioare ale vieții sale. (Nu la scară)

Nichel-56 rapid dezintegreaza la fier-56 (56 Fe). [31] Deoarece nucleele fierului posedă o energie de legare net superioară celei a oricărui alt element, fuziunea lor, mai degrabă decât a fi un proces exoterm (care produce și emite energie), este puternic endotermă (adică necesită și consumă energie ). [20]

Supergigantei roșu poate merge , de asemenea , printr - o etapă alternativă, care se numește supergigantei albastru . În această fază, fuziunea nucleară are loc mai încet; din cauza acestei încetinind, contractele de stele și, din moment ce o cantitate mare de energie este emisă dintr - o mai mică photospheric de suprafață, crește temperatura de suprafață, prin urmare , culoarea albastră; cu toate acestea, înainte de a ajunge la această etapă, steaua trece prin supergiant galben fază, caracterizată printr - o temperatură și o mărime intermediară în raport cu cele două faze. Un supergigant roșu se poate transforma în orice moment, cu condiția să încetinească reacțiile nucleare, într-un supergigant albastru. [28]

În cele mai masive stele, acum într-o fază evolutivă avansată, un mare nucleu de fier inert este depus în centrul stelei; în aceste obiecte elementele mai grele, împinse de mișcări convective , pot apărea pe suprafață, formând obiecte extrem de evoluate cunoscut sub numele de stele Wolf-Rayet , caracterizate prin puternice vânturi stelare , care cauzează o pierdere consistentă a masei. [32]

Etapele finale ale evoluției stelare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: stele degenerate .

Atunci când o stea este aproape de sfârșitul existenței sale, presiunea de radiație a miezului nu mai este în măsură să contracareze gravitatea a straturilor exterioare ale stelei. În consecință nucleul suferă un colaps , în timp ce straturile ultraperiferice sunt expulzate într - un mod mai mult sau mai puțin violentă; ceea ce rămâne este un obiect extrem de dens: o stea compact , alcătuit din materie într - o mare stare degenerată . [33]

Stele cu mase între 0,08 și 8-10 M ☉

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: White Dwarf și Nebuloasă Planetară .
Formarea unei nebuloase planetare (în animație, The Helix Nebula ) dintr - o stea AGB.

Ca urmare a prăbușirilor progresive si incalzirea care au urmat unul pe altul în timpul fazelor descrise mai sus, nucleul stelei presupune un degenerat de configurare: [34] în acest fel se formează pitica albă, un obiect cu dimensiuni relativ mici (aproximativ comparabilă la cele ale Pământului) , cu o masă mai mică sau egală cu limita Chandrasekhar (1,44 mase solare). [34]

Unele pitice albe fotografiate de HST în clusterul globular NGC 6397 .

Când în nucleu fuziunea combustibilului nuclear încetează complet, steaua poate urma două căi diferite în funcție de masă. Dacă are o masă cuprinsă între 0,08 și 0,5 mase solare, steaua care moare dă naștere la un pitic alb de heliu fără fază intermediară, expulzând straturilor exterioare sub forma unui vânt stelare . [16] [34] Dacă, pe de altă parte, masa sa este cuprinsă între 0,5 și 8 mase solare, pulsații termice violente sunt generate în interiorul stelei care cauza expulzarea straturilor sale cele mai îndepărtate într - un fel de „superwind“ " [35] care absoarbe radiațiile ultraviolete emise ca urmare a temperaturii ridicate a straturilor interioare ale stelei. O astfel de radiație este apoi re-emise sub formă de lumină vizibilă din carcasa gazului, care merge să facă o neclaritate în expansiune, nebuloasa protoplanetară înainte și planetar apoi, centrul căruia este așa-numitul nucleu al nebuloasă planetară (PNN, engleză nebuloasă planetară Nucleus), care va deveni mai târziu pitica albă. [36]

Un pitic alb nou format are o temperatură foarte ridicată, egală cu aproximativ 1-200 K, [34] , care descrește în funcție de schimburi termice cu înconjurător spațiului , până când obiectul ajunge la final pitic negru etapă. [37] Cu toate acestea, acest lucru este un model teoretic, deoarece nici un pitic negru a fost încă observate; prin urmare, astronomii cred că timpul așteptat pentru o pitică albă să se răcească complet este mult mai mare decât epoca actuală a Universului. [34]

Stele masive (> 10 M ☉)

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Stellar Black Hole , Neutron de stele și Supernova .
Animația unei explozii de supernovă. ( ESO )

În stele cu mase mai mari de 8 mase solare, fuziune nucleară continuă până când nucleul ajunge la o mai mare masă decât limita Chandrasekhar . Dincolo de aceasta din urmă, nucleul nu mai poate tolera propria sa masă și suferă un colaps brusc și ireversibil. Cei electronii se ciocnesc cu protoni care generează neutroni și neutrini , împreună cu o puternică beta descompunere și de captare de electroni fenomene. Unda de șoc generată de această prăbușire bruscă provoacă steaua să explodeze într - un foarte luminos de tip II sau tip Ib sau Ic supernova , dacă a fost o stea deosebit de masiv.

Supernovele au o astfel de strălucire încât depășesc, chiar dacă pentru o perioadă scurtă de timp, luminozitatea generală a întregii galaxii care le găzduiește. Supernove care au explodat în timpuri istorice în Calea Lactee au fost observate cu ochiul liber de către bărbați, care în mod eronat le credeau a fi „stele noi” (de unde și termenul nova , folosit inițial pentru a le desemna) care au apărut în regiunile cerului unde nu păreau să existe anterior. [38]

Nebuloasa Crab , rămășiță a supernovei SN 1054 a explodat la 4 iulie 1054 în constelația Taurului . (HST)

Energia eliberată în explozie este atât de mare încât să permită fuziunea produselor de nucleosinteza stelare în elemente mai grele, cum ar fi aurul , magneziu, etc.; acest fenomen se numește nucleosinteză supernovă . [38] Explozia a spread cele mai multe supernova problema care a făcut până steaua în spațiu; această chestiune formează așa numita rămășiță supernova , [38] , în timp ce supraviețuiește nucleului rezidual într - o stare foarte degenerată. Dacă masa reziduului este cuprins între 1,4 și 3,8 mase solare, se prăbușește într - o stea neutronică (care uneori se manifestă ca un pulsar ), care este stabil , deoarece colapsul gravitațional, care ar suferi în mod natural, este contracarată. De presiunea din neutroniu , particular problema degenerată din care aceste obiecte sunt realizate. Aceste obiecte au o densitate foarte mare (aproximativ 10 de 17 kg și / m 3 ) și sunt formate din neutroni, cu un anumit procent din materia exotică , în principal , quark materia , probabil , prezent în nucleul său.

În cazul în care steaua original este atât de masivă încât nucleul rezidual menține o mai mare masă decât 3,8 mase solare ( limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff ), [39] nici o forță este în măsură să contracareze prăbușirea gravitațională și miezul acesta se prăbușește până când atinge dimensiuni mai mici decât raza Schwarzschild : astfel , o gaură neagră stelară se naște . [40] Problema care constituie gaura neagră este într - o anumită stare, extrem de degenerat, că fizicienii nu au reușit încă să explice. [40]

Straturile exterioare ale stelei ejectate în supernovă conțin o cantitate mare de elemente grele care pot fi refolosite în noi procese de formare a stelelor; aceste elemente pot permite , de asemenea , formarea de sisteme extrasolare , care pot , eventual , să conțină , de asemenea , pietroase planete . Exploziile de la supernove și vânturile de stele masive joacă un rol major în modelarea structurilor din mediul interstelar . [38]

Tabel rezumat

Original masă
(în M ☉)		 Luminozitate în SP
(în L ☉ )		 Durata SP
(X 10) 9 ani		 Produsul final al fuziunii Fenomen terminal Masa expulzată
(în M ☉)		 Natura reziduului Masa reziduului
(în M ☉)		 Densitate reziduului
(10 x 3 kg m -3)		 Raza reziduului
(în m )		 Accel. de gravitate
(în ms -2)
30 10.000 0,006 fier supernova tip Ib 24 gaură neagră 6 3 x 10 15 6192.21 5,19 × 10 12
10 1.000 0,01 siliciu supernova tip II 8.5 stea a
neutroni		 1.5 5 × 10 14 17861,44 2,5 × 10 12
3 100 0,30 oxigen nebuloasă
planetar		 2.2 pitic alb 0,8 2 x 10 7 2.67 × 10 6 1,49 x 10 7
1 1 10 carbon nebuloasă
planetar		 0,3 pitic alb 0,7 10 7 3,22 × 10 6 8,99 × 10 6
0,3 0,004 800 heliu vânt stelar 0,01 pitic alb 0,3 10 6 5,22 × 10 6 1,46 × 10 6

Notă

  1. ^ Densitatea unui nor molecular este egal cu (dacă nu mai puțin) , care dintr - o cameră în care un vid a fost creat cu ajutorul unei pompe de .
  2. ^ PR Woodward, modele teoretice de formare a stelelor , în curs de examinare anuală de Astronomie și Astrofizică, voi. 16, 1978, pp. 555-584. Adus de 2008-01-01.
  3. ^ LD Anderson, Baniei, TM; Jackson, JM și colab Proprietățile moleculare ale regiunilor HII galactice , in The Astrophysical Journal Supliment Series, vol. 181, 2009, pp. 255-271, DOI : 10,1088 / 0067-0049 / 181/1/255 .
  4. ^ Courtney Seligman, Contracția lentă a Protostellar Cloud , la courtneyseligman.com. Accesat 05 septembrie 2006 (arhivate de original pe 23 iunie 2008).
  5. ^ A b c d Mohammed Heydari-Malayeri, Enigma stele masive , in Le Scienze , n. 475, martie 2008. Adus de 24 iunie 2008.
  6. ^ I. Baraffe, G. Chabrier, F. Allard, PH Hauschildt, modele evolutivi pentru stele cu masă mică sărace în metal. Lower secvență principală de clustere globulare și stele câmp halo , în Astronomie și Astrofizică , vol. 327, 1997, p. 1054. Adus de 28 noiembrie 2007.
  7. ^ J. Bally, J. Morse, B. Reipurth, The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks , în Science with the Hubble Space Telescope - II, Eds: P. Benvenuti, FD Macchetti și EJ Schreier , voi. 473, aprilie 1995. Accesat la 27 noiembrie 2007 .
  8. ^ A b c JG Mengel, P. Demarque, AVSweigart, PG Gross, evoluție Stellar din secvența principală de vârstă la zero , în Astrophysical Journal Supliment Series, vol. 40, 1979, pp. 733–791.
  9. ^ BE Wood, H.-R. Müller, GP Zank, JL Linsky, Măsurarea ratelor de pierdere în masă a stelelor asemănătoare solare ca funcție de vârstă și activitate , în The Astrophysical Journal , vol. 574, 2002, pp. 412-425.
  10. ^ C. de Loore, JP de Greve, HJGLM Lamers, Evoluția stele masive cu o pierdere de masă de vânt stelare , în Astronomie și Astrofizică, vol. 61, nr. 2, 1977, pp. 251-259.
  11. ^ N. Pizzolato, P. Ventura, F. D'Antona, A. Maggio, G. Micela, S. Sciortino, convecția Subphotospheric și dependența activității magnetice pe metalicitate și de vârstă: Modele și teste , în Astronomie și Astrofizică, vol. 373, 2001, pp. 597–607.
  12. ^ Pierderea de masă și Evoluție , la star.ucl.ac.uk, UCL Astrofizică Group, 18 iunie 2004. Adus de 26 august 2006 (arhivate de original pe 22 noiembrie 2004).
  13. ^ De-a lungul timpului, norii moleculari din care stelele sunt formate devin tot mai mult îmbogățit cu elementele grele produse, prin procesul de nucleosinteză , de stele mai vechi. Acestea, după ce a ajuns la ultimele etape ale evoluției lor, exploda ca supernove sau eliberarea stratului exterior sub formă de nebuloase planetare, răspândirea acestor elemente în spațiu .
  14. ^ A b c (EN) Stellar Evolution & Death , pe physics.ship.edu, NASA Observatorium. Adus de 15 februarie 2009 (arhivate de original pe 04 iulie 2008).
  15. ^ A. Burrows, WB Hubbard, D. Saumon, JI Lunine, un set de modele destins maro pitic și foarte mici stea în masă , în Astrophysical Journal , vol. 406, n. 1, 1993, pp. 158–171, DOI : 10.1086 / 172427 .
  16. ^ A b c d Michael Richmond, etapele tardive ale evoluției pentru stele cu masă mică , pe spiff.rit.edu, Rochester Institute of Technology, 5 octombrie 2006. Adus 7 iunie 2007.
  17. ^ Fred C. Adams, Gregory Laughlin, A Dying Universul: Lung Term Fate și evoluția Astrofizic Obiecte , arxiv.org 1996.
  18. ^ Fred C. Adams, Gregory Laughlin; Genevieve JM Graves, Red Dwarfs and the End of the Main Sequence , Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets , Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, pp. 46–49. URL consultato il 24 giugno 2008 .
  19. ^ DN Spergel, R. Bean, O. Doré et al, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology , su arxiv.org , arXiv :astro-ph/0603449v2. URL consultato il 27 febbraio 2007 .
  20. ^ a b c Gary Hinshaw, The Life and Death of Stars , su map.gsfc.nasa.gov , NASA WMAP Mission, 23 agosto 2006. URL consultato il 1º settembre 2006 .
  21. ^ FC Adams, P. Bodenheimer, G. Laughlin, M dwarfs: planet formation and long term evolution [ collegamento interrotto ] , in Astronomische Nachrichten , vol. 326, n. 10, 2005, pp. 913–919, Bibcode : 2005AN....326..913A , DOI : 10.1002/asna.200510440 .
  22. ^ Wheeler , p. 36 .
  23. ^ a b ( EN ) Icko Iben Jr., Single and binary star evolution , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 76, 1991, pp. 55–114, DOI : 10.1086/191565 . URL consultato il 15 febbraio 2009 .
  24. ^ a b c d e ( EN ) Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction , su chandra.harvard.edu , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 29 agosto 2006. URL consultato il 15 febbraio 2009 .
  25. ^ a b HJ Habing; Hans Olofsson, Asymptotic Giant Branch Stars , Springer, 2004, ISBN 0-387-00880-2 .
  26. ^ D. Savage, T. Jones, Ray Villard, M. Watzke, Hubble Separates Stars in the Mira Binary System , su hubblesite.org , HubbleSite News Center, 6 agosto 1997. URL consultato il 1º marzo 2007 .
  27. ^ David Darling, Carbon burning , su daviddarling.info , The Internet Encyclopedia of Sciencs. URL consultato il 15 agosto 2007 .
  28. ^ a b What is a star? , su nmm.ac.uk , Royal Greenwich Observatory. URL consultato il 7 settembre 2006 (archiviato dall' url originale il 30 settembre 2007) .
  29. ^ Stan Woosley, Hans-Thomas Janka, The Physics of Core-Collapse Supernovae ( PDF ), in Nature Physics , vol. 1, n. 3, dicembre 2005, pp. 147–154, DOI 10.1038/nphys172.
  30. ^ Michael Richmond, Late stages of evolution for low-mass stars , su spiff.rit.edu , Rochester Institute of Technology. URL consultato il 4 agosto 2006 .
  31. ^ MP Fewell, The atomic nuclide with the highest mean binding energy , in American Journal of Physics , vol. 63, n. 7, 1995, pp. 653–658, DOI : 10.1119/1.17828 . URL consultato il 1º febbraio 2007 .
  32. ^ A dusty pinwheel nebula around the massive star WR 104 , in Nature , vol. 398, 1999, pp. 487-489.
  33. ^ Fredrik Sandin, Compact stars in the standard model - and beyond , in Eur. Phys. JC , DOI : 10.1140/epjcd/s2005-03-003-y .
  34. ^ a b c d e J. Liebert, White dwarf stars , in Annual review of astronomy and astrophysics , vol. 18, n. 2, 1980, pp. 363–398.
  35. ^ H. Oberhummer, A. Csótó, H. Schlattl, Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe , in Science , vol. 289, n. 5476, 2000, pp. 88–90, DOI : 10.1126/science.289.5476.88 , PMID 10884230 . URL consultato il 7 giugno 2007 .
  36. ^ Icko Iben Jr., Single and binary star evolution , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 76, 1991, pp. 55–114, DOI : 10.1086/191565 . URL consultato il 3 marzo 2007 .
  37. ^ Fred C. Adams, Gregory Laughlin, A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects , in Reviews of Modern Physics , vol. 69, n. 2, 1997, pp. 337-372.
  38. ^ a b c d Introduction to Supernova Remnants , su heasarc.gsfc.nasa.gov , Goddadr Space Flight Center, 6 aprile 2006. URL consultato il 16 luglio 2006 .
  39. ^ Il più piccolo buco nero mai osservato , su lescienze.espresso.repubblica.it , Le Scienze . URL consultato il 20080515 .
  40. ^ a b CL Fryer, Black-hole formation from stellar collapse , in Classical and Quantum Gravity , vol. 20, 2003, pp. S73-S80.

Bibliografia

  • ( EN ) S. Chandrasekhar , An Introduction to the Study of Stellar Structure , New York, Dover, 1939, ISBN 0-486-60413-6 .
  • ( EN ) S. Chandrasekhar, Principles of Stellar Dynamics , New York, Dover, 2005 (1ª ed. 1942), ISBN 0-486-44273-X .
  • ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( EN ) Robert G. Aitken, The Binary Stars , New York, Dover Publications Inc., 1964.
  • ( EN ) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them , Dover, Courier Dover Publications, 1964, pagine 147, ISBN 0-486-21099-5 .
  • ( EN ) Victor G. Szebehely, Richard B. Curran, Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies , Springer, 1985, ISBN 90-277-2046-0 .
  • ( EN ) David H. Levy; Janet A. Mattei, Observing Variable Stars , 2ª ed., Cambridge, Cambridge University Press, 1998, pagine 198, ISBN 0-521-62755-9 .
  • ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • ( EN ) Cliff Pickover, The Stars of Heaven , Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6 .
  • V. Castellani, Fondamenti di Astrofisica Stellare , Bologna, Zanichelli, 1985. ( disponibile online [ collegamento interrotto ] )
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • M. Hack , Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo , Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) J. Craig Wheeler, Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe , 2ª ed., Cambridge, Cambridge University Press, 2007, pagine 339, ISBN 0-521-85714-7 .
  • ( EN ) Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pagine 288, ISBN 978-0-471-70410-2 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Astronomia
Hubble2005-01-barred-spiral-galaxy-NGC1300.jpg Astrofisica | Cosmologia | Evoluzione stellare | Astronomia a raggi gamma | Astronomia a raggi X | Astronomia dell'ultravioletto | Astronomia dell'infrarosso | Radioastronomia | Astronomia multi-messaggio | Planetologia | Astrometria | Esobiologia | Archeoastronomia | Astronautica Saturn (planet) large rotated.jpg
Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh85127430
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Evoluzione_stellare&oldid=120580521 "